Distancia, tamaño y real brillo de las estrellas
Una vez que se conoce la distancia de la estrella, se puede determinar su verdadero brillo o luminosidad. Para esto hay que basarse en el brillo aparente. Si una estrella nos parece muy brillante, y además está muy lejos, debe de tener una luminosidad muy elevada. En cambio, una estrella que a simple vista es de poco brillo, y además está relativamente cerca, tendrá una luminosidad menor. Así, se ha determinado que existe una gran variedad de estrellas, desde algunas que apenas emiten luz, como la compañera de Sirio, hasta otras que equivalen a miles de soles como el nuestro, tal como la más brillante de la constelación de Orion.
Las estrellas de mucha luminosidad deben ser sumamente grandes; se ha comprobado que superan muchas veces el tamaño del Sol.
Las más grandes de todas, que reciben el nombre de supergigantes, abarcan un espacio mayor que el comprendido por la órbita terrestre.
Por otra parte, existen estrellas sumamente pequeñas, llamadas enanas, que no superan el tamaño de la Tierra. Algunas de estas estrellas tienen la materia tan concentrada, que un centímetro cúbico de la misma llegaría a pesar miles de kilogramos. A la llamada ultraenana de Kuiper, por ejemplo, se le ha calculado un peso de ¡35.000 kilogramos por cada centímetro cúbico!
El lector recordará que para conocer la densidad de un cuerpo debe dividirse su masa por su volumen. Como ya sabemos de qué manera se determina el volumen de una estrella, nos referiremos ahora a la masa. Cuando una estrella gira en torno de otra bastante cercana, se dice que tiene un sistema binario. En muchos casos, es posible determinar con precisión cuánto tarda en girar la estrella más pequeña alrededor de la mayor. Aplicando entonces las leyes de la gravitación se calcula la masa de la estrella central. Como los sistemas dobles, y aun los triples, abundan en el cielo, son muchas las masas de las estrellas que pueden calcularse directamente. En los casos de estrellas simples, las masas se aprecian en forma indirecta.
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